En 1956 L. Spitzer sugirió que nuestra Galaxia estaba rodeada por una gran envoltura de gas muy caliente. Dos décadas más tarde el satélite Copernicus, cuyo programa científico fue dirigido por Spitzer, encontró evidencias de este gas que empezó a llamarse gas galáctico coronal, por analogía con la corona solar.

Las observaciones del Copernicus indicaron la presencia de líneas de emisión de oxígeno, nitrógeno y carbono varias veces ionizados (OVI, NV y CIV), estas líneas requieren temperaturas de formación de 10⁵ a 10⁶ K.

El gas galáctico coronal está distribuido a través de toda la Galaxia y se extiende varios cientos de parsecs por encima del plano galáctico. Su densidad es sólo del orden de 10^-3 átomos cm^-3 (recuérdese que la densidad media en el plano galáctico es 1 átomo cm^-3). Así el gas coronal es una especie de mar de fondo, en el que las formas más densas y frías del medio interestelar, tales como hidrógeno neutro y nubes moleculares, surgen como islas. En 1980 el satélite IUE detectó una corona similar en la Gran Nube de Magallanes y en la galaxia espiral M100. El gas coronal es probablemente una forma de materia en las galaxias.

Las explosiones de supernovas son probablemente la fuente del gas coronal y de su energía. Cuando una supernova explota forma una burbuja caliente en el medio que la rodea, esta burbuja se expandirá y se juntará con las burbujas producidas por otras supernovas formando una estructura como de espuma. Además de las supernovas, el viento estelar de estrellas calientes puede suministrar también energía al gas coronal.